En los años 1920 s, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble comenzó a estudiar las galaxias, habiendo él mismo establecido antes que eran

Transcripción

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3 En los años 1920 s, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble comenzó a estudiar las galaxias, habiendo él mismo establecido antes que eran islas-universos similares a la Vía Láctea

4 Además de determinar la distancia a las galaxias, Hubble podía medir su velocidad mediante el efecto Doppler

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6 Edwin Hubble descubrió que todas las galaxias se alejan de nosotros, pero cuanto más lejos están, más rápidamente lo hacen. Es la llamada ley de Hubble. Es una consecuencia lógica de la expansión del universo. Y aunque todas las galaxias se alejen de nosotros, no significa que estamos en el centro del universo. Cuando Edwin Hubble propuso en 1929 su teoría de que el Universo se expandía, quedó claro de inmediato que los cuerpos celestes que se estuvieran alejando de nosotros sufrirían el efecto Doppler exactamente igual que las ambulancias: en el caso de cuerpos luminosos o emisores de radiación, la frecuencia de las ondas debía disminuir si el objeto se aleja. Como el rojo está en la parte más baja del espectro visual, los astrónomos llaman a este efecto Doppler, simplemente, corrimiento al rojo o redshift. Se lo representa por la letra z.

7 La Ley de Hubble v H0 d v H 0 d = velocidad de recesión = constante de Hubble = distancia a la galaxia estudiada Conclusión: el Universo está en expansión, mientras más lejana la galaxia, más rápido se aleja de nosotros

8 Corrimiento al rojo Si una fuente luminosa emite n vibraciones por segundo, la luz que llega de ella tendría una frecuencia caracte-rizada por ser inversa-mente proporcional a la amplitud de la onda. Si la fuente se acerca llegarían más vibraciones por unidad de tiempo, pero si se alejara las mismas llegarían más espaciadas. Esta es la llamada también fórmula de Doppler.

9 Si la velocidad v es muy grande, la fórmula debe ser substituida por una fórmula relativista que usa la velocidad de la luz. Para pequeñas velocidades (v < 40,000 km/s) las dos fórmulas dan resultados que difieren menos del 1%. Mientras mas lejos una fuente emisora mas corrimiento al rojo muestra. Expansión Métrica del espacio

10 Las predicciones de Hubble se demostraron experimentalmente gracias al corrimiento al rojo: casi cada una de las galaxias visibles, en cualquier parte del espectro (rayos X, ultravioletas, infrarrojos o luz visible) evidenciaba un corrimiento al rojo correspondiente a la velocidad a la cual se alejaba. Sin embargo, pronto se observó que no todas las fuentes luminosas se alejaban de nosotros a la misma velocidad: en rigor, las que estaban más cerca se desplazaban más despacio, mientras que las más lejanas lo hacían a velocidades increíbles. En qué proporción aumentaba su velocidad?

11 Los estudios demostraron que, con cada millón de años luz de incremento en la distancia, la galaxia acelera km/hora. Esto quiere decir que una galaxia situada a 4 millones de años luz de nosotros se aleja a km/h más rápido que una situada a sólo 2 millones de años luz. Este valor de km/h por millón de años luz es, aparentemente, una de las leyes fundamentales del Universo, y se lo denomina, adecuadamente, Constante de Hubble.

12 Record en distancias Galaxia más distante z=6.56

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14 Podemos derivar la edad del Universo partir de la ley de Hubble? Sí. Pensemos en el siguiente problema: Una persona sale en su auto de un punto de origen a velocidad constante de 50 km/h (la carretera está en línea recta). Un tiempo después se encuentra a 200 km del origen. Cuánto tiempo hace que salió de su origen? Para encontrar el tiempo, dividimos la distancia recorrida entre la velocidad, para encontrar que fue hace 4 horas. Se puede hacer lo mismo con el Universo a

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16 La Edad del Universo Tiempo = Distancia/Velocidad Como por la ley de Hubble: Velocidad = Constante de Hubble X Distancia, Obtenemos que Tiempo = 1/Constante de Hubble t 1 H 0

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18 Qué ocurrió hace 14,000 millones de años? El Universo, o sea el tiempo, el espacio, la materia, y la energía se originaron en la llamada Gran Explosión (Big Bang). Si aceptamos estas condiciones iniciales, se puede describir mucho de la evolución del Universo a partir de ese momento.

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21 Qué ocurrió antes de la Gran Explosión? Esta es la parte menos entendida del modelo. Sin embargo, los expertos dicen que preguntarse que pasó antes de la Gran Explosión es como preguntarse que hay un kilómetro al norte del Polo Norte O sea, que hay que pensar en la Gran Explosión como un momento de origen de todo.

22 La radiación cósmica de fondo El modelo de la Gran Explosión recibió el espaldarazo definitivo con el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo. Junto con la materia, durante la Gran Explosión se originó gran cantidad de radiación, que se había predicho debería de estar hoy en forma de ondas de radio (por la expansión del Universo).

23 Qué es la materia y que es la radiación? La materia tiene masa, por ejemplo, un átomo de hidrógeno o los átomos que nos forman. La radiación es una forma de energía pura, sin masa, y que sólo puede existir en movimiento (el cual es a la velocidad de la luz). Sin embargo, se pueden transformar de la una a la otra: 2 E mc

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25 Premio Nobel de Física 1978: Robert W. Wilson y Arno Penzias Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo

26 Descubrimiento de la Radiación de Fondo Cósmico En 1965, Penzias y Wilson, de la compañía Bell, descubrieron la existencia de una fuente de radiación isotrópica (observaban la misma señal en cualquier dirección que apuntaban su antena), que correspondía al espectro de un cuerpo negro de 2.73K. Gracias a la explicación teórica de Dicke y Pebbles, supieron que habían detectado las cenizas del Big Bang.

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28 Fluctuaciones en la Temperatura COBE

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31 Anisotropías de la Radiación Cósmica de Fondo Mapa medido por COBE con escala entre 0 y 4K (luego de quitar aportes locales ) Se muestran fluctuaciones de 1 parte en

32 Comparación de los mapas elaborados con COBE y con WMAP Resultados del WMAP Las primeras estrellas se formaron 200 millones de años luego del Big Bang. La radiación cósmica de fondo se originó 379,000 años después del Big Bang. H 0 = 71 ± 4 km/sec/mpc

33 Fluctuaciones de temperatura. La materia empieza a condensarse por la acción de la gravedad. 200 millones después del Big Bang, se forman las primeras estrellas. Multitud de nuevas estrellas. Estructura a gran escala de las galaxias. Universo actual

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40 Trayectoria de la luz en un campo gravitacional De acuerdo con la mecánica clásica, la luz viaja siempre en linea recta, por carecer de masa. En contraste, en RG, la luz que pasa cerca de un objeto masivo, es desviada, de acuerdo con la curvatura del espacio-tiempo.

41 Desviación de la luz de una estrella por el sol Uno de los primeros logros de la RG fue la de predecir el ángulo con que se desvía la luz proveniente de una estrella al pasar muy cerca del Sol (durante un eclipse total de Sol).

42 Lentes Gravitacionales

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46 Lovachevski Gauss Rieman

47 Estructura de un hoyo negro R Sch = 3 km for the Sun. Las 2 regiones del HN Singularidad: Punto central, en que se encuentra toda la masa. Horizonte de eventos: Punto de no retorno. Todo objeto que llega a el cae al HN. La luz no tanpoco puede escapar.

48 Algunas Consecuencias de la RG En la vecindad del HN Dilatación del tiempo Corrimiento al rojo gravitacional Horizonte de eventos Efectos de marea (espagueti)

49 Fuerzas de marea del hoyo negro A medida que se un cuerpo se acerca al horizonte de eventos del HN, las fuerzas de marea se vuelven cada vez más grandes, dando lugar al efecto espagueti.

50 Descubrimiento de la Estructura a Gran Escala del Universo Gracias al estudio que hicieron en 1986 los astrónomos (Lapparent, Geller y Huchra) del Centro para Astrofísica de Harvard, sobre los corrimientos al rojo de un gran número de galaxias, se dieron cuenta que hay una estructura a gran escala, que contiene tanto supercúmulos de galaxias como regiones vacías del espacio. Actualmente existen modelos (casi todos consideran que la componente principal es la materia obscura), que tratan de explicar esta estructura (HDM, CDM, etc.)

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52 La curvatura del espacio

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54 Expansión del Universo cdt d R(t) d elemento de distacia a lo largo del rayo de luz R(t) factor de escala c vel. luz

55 Inflación

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58 Precesión de la Órbita de Mercurio Desviación de la luz por el Sol Corrimiento al Rojo Relativista Lentes Gravitacionales Ondas Gravitacionales

59 Posición aparente Posición real

60 La precesión de la órbita de Mercurio es de 5600 segundos de arco por siglo. Considerando los efectos gravitacionales debidos a la influencia de los demás planetas, la mecánica newtoniana predice una precesión de solo 5557 (una diferencia de 43 /siglo). La relatividad general predice el valor correcto. Nota: el efecto de la RG es mucho menor en los otros planetas. Por este motivo, su precesión es correctamente explicada (dentro de la precisión de las observaciones) por la mecánica clásica. Han habido intentos por explicar la precesión de Mercurio en términos de una distribución uniforme de polvo. Pero dicha distribución no se observa.

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62 Hoyos Negros Una estrella que al final de su evolución tiene una masa superior a las 3 masas solares, no puede hacer nada para evitar su colapso. La materia caerá hasta llegar a un punto de densidad infinita conocido como la singularidad de un hoyo negro.

63 Hoyo Negro

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65 El Modelo Estándar Simulación computarizada de la estructura a gran escala del Universo

66 Observaciones Recientes Cómo es que no encuentras la masa del Universo? Curvas de rotación de las galaxias: Indican que hay más masa en las afueras de la galaxia (en el halo) que en el núcleo Esta masa no se puede ver (no emite luz) DARK MATTER (materia oscura)

67 Observaciones Recientes Estos descubrimientos recientes nos indican que hay muchas cosas en el Universo que no podemos ver: Dark Mater mantiene las galaxias unidas a pesar de las altas velocidades de rotación Dark Energy causa que la expansión del Universo acelere Qué pueden ser estas cosas oscuras? Nadie sabe todavía

68 NASA/WMAP Science Team ( Resumen (simple)

69 Resumen (no tan simple)

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